宇宙燈塔捕手：FAST開啟脈沖星發現和研究新時代

|作者：周德江1 王陳1,2 韓金林1,2,?

(1 中國科學院國家天文臺）

(2 中國科學院大學天文與空間科學學院)

本文選自《物理》2025年第10期

原文網址：

摘要脈沖星作為宇宙中極端物理條件下的天然實驗室，是研究中子星物理、引力理論及星際介質的重要探針。中國500米口徑球面射電望遠鏡(FAST，被譽為“中國天眼”)憑借其超高靈敏度，為射電脈沖星的大規模深度巡天和精準測時提供了前所未有的能力，正在顯著推進脈沖星的前沿研究。文章將系統介紹脈沖星的發現、搜尋方法和族群分布，并以FAST銀道面脈沖星巡天項目為例，聚焦大口徑射電望遠鏡在射電脈沖星搜索、觀測及物理研究中的突破性貢獻。之后將闡述FAST如何通過高靈敏度觀測來系統性揭示射電脈沖星分布規律，并探討它們在完善銀河系結構模型、描繪磁場分布和研究星際介質等方面的獨特科學價值。

關鍵詞脈沖星，FAST望遠鏡，射電巡天，銀河系

01

脈沖星：誕生與初識

當一顆約為8—20倍太陽質量(

M

⊙ )的恒星步入生命末期時，其核心在引力坍縮的瞬間點燃了宇宙中最壯觀的煙火——超新星爆發。這場劇烈的爆炸將恒星外層物質以近十分之一光速拋向星際空間，而內核則在極端壓力下發生弱作用過程：電子被壓入質子，最終坍縮為直徑僅約20 km、近乎純中子態的致密星體，即中子星。

中子星還有另一條誕生路徑。質量小于8

M

⊙ 的恒星，晚年可能演化為白矮星。若這顆白矮星身處雙星系統，它可以通過吸取伴星物質不斷“增重”。當總質量超過一個臨界值(約1.4

M

⊙) ，稱為錢德拉塞卡極限)時，白矮星將發生坍縮，最終也形成中子星 [1] 。這類途徑誕生的中子星，往往會被加速至毫秒級的極快自轉速度。

典型中子星的質量為1.4

M

⊙ ，密度卻高達約7×10 14 g·cm -3 ，相當于將整座珠穆朗瑪峰壓縮至方糖體積的密度。此時，星體表面的磁場因磁通量凍結效應被放大至約10 12 G (高斯。作為對比，地球磁場強度不到1 G)，而且它們的自轉周期在誕生初期可達數十秒甚至十毫秒量級，猶如宇宙中高速旋轉的磁化陀螺。關鍵之處在于：如果這顆中子星的磁軸與自轉軸存在夾角(圖1)，其磁層中加速的相對論粒子將沿磁極方向輻射出高度準直的電磁波 [2] 。這束電磁波如同燈塔的光柱，隨著中子星高速自轉掃過宇宙。當地球恰好位于這束光掃過的路徑時，我們就能接收到周期精準如原子鐘般的無線電脈沖信號。這類中子星因此得名“脈沖星”(Pulsar)，也被稱為“宇宙中最精確的時鐘”。

圖1　脈沖星輻射模型示意圖：具有極強偶極磁場的中子星，其射電輻射隨著自轉掃過地球上的射電望遠鏡，形成具有周期性的脈沖信號(上圖是在B.Saxton，NRAO/AUI/NSF原圖的基礎上修改而成)

脈沖星的發現堪稱科學史上“美麗的意外”。1967年，劍橋大學博士生Jocelyn Bell在分析射電望遠鏡數據時，意外捕捉到一組周期穩定在1.337 s的神秘脈沖信號(PSRJ 1921+2153)（注：脈沖星的命名規則遵循國際天文學聯合會(IAU)的標準，主要由前綴、坐標系標識和坐標值組成。所有脈沖星名稱以“PSR”(Pulsar的縮寫)開頭，表明其天體類型。緊隨其后的是字母標識，表示坐標系和歷元：B為使用B1950.0歷元的銀道坐標系；J為使用J2000.0歷元的赤道坐標系。坐標分為赤經(right ascension，RA)和赤緯(declination，Dec)兩部分。以“PSRJ 1921+2153”為例，“PSR”為脈沖星標識，“J”表示基于J2000.0歷元的赤道坐標系，1921表示赤經為19小時21分(精確到分)，+2153表示赤緯為+21度53分(北天區為正，南天區為負，精確到角分））。其驚人的規律性一度讓研究者們戲稱其為“小綠人”(little green men)信號。經過嚴謹分析，Antony Hewish團隊最終在1968年確認這是來自一顆快速旋轉中子星的電磁輻射[3]。這一發現不僅應驗了朗道等物理學家在1930年代的理論推測，更開啟了極端天體物理研究的新紀元，Antony Hewish因此榮獲1974年諾貝爾物理學獎。

02

捕捉宇宙燈塔：脈沖星的搜尋方法

發現更多脈沖星是深入研究它們的第一步，而發現能力的關鍵在于射電望遠鏡的靈敏度。射電望遠鏡能探測到的最微弱信號流量，可用以下公式估算：

其中

k

為玻爾茲曼常數(1.38×10 -23 J/K)，

T

sys 是望遠鏡的系統溫度(K)，

A

是天線收集信號的有效面積(m 2 )，

是觀測積分時間(s)，?

f

是觀測頻率帶寬(Hz)。望遠鏡觀測脈沖星的能力由上述參數共同決定。簡單來說：天線面積越大、系統噪聲越低、觀測時間越長、頻率帶寬越寬，望遠鏡就越能“看”到更微弱的射電信號，發現脈沖星的能力就越強。

搜尋脈沖星時，有一個重要現象必須考慮：色散效應。電磁波在穿越星際空間時，會受到自由電子影響，導致低頻電磁波比高頻電磁波傳播得稍慢，到達地球的時間產生延遲。“消色散”就是搜尋脈沖星的第一步：嘗試不同的色散量(dispersion measure，DM，單位為cm-3·pc)，消除這種因頻率不同引起的延遲。該時間延遲量可以根據以下公式計算：

其中

為電磁波的觀測頻率(此公式中單位為MHz)，?

t

為色散引起的該頻率上的信號相對于無窮大頻率的延遲量(單位為s)。在改正色散效應后，再將不同頻率的信號疊加以增強信號特征。圖2展示了色散引起的不同頻率信號的到達時間特征以及經消色散處理后各頻段信號疊加形成的脈沖輪廓 [4] 。

圖2　色散效應示意圖[4]。上方為脈沖在各頻率由于色散引起的低頻信號延遲，下方為改正色散效應并疊加各頻率信號后的脈沖輪廓。相位以脈沖星的自旋周期為單位定義

消色散后，通常會得到一組不同色散量下的時序數據，可以對這些時序數據進行周期分析，以尋找潛在的脈沖星信號。周期搜尋主要依賴兩種技術：

(1)傅里葉變換(FFT)[5]：尋找在哪些頻率上出現了明顯的能量峰值。FFT的算法實現十分高效，它在大規模數據上運行非常迅速，適合初步篩選候選周期。

(2)快速折疊算法(FFA)[6]：直接嘗試不同的自轉周期，把時間序列按照這個周期分段并疊加，搜尋可能的周期信號。FFA計算量大、耗時更長，但它對周期信號尤其是長周期、脈沖寬度窄、信號微弱的脈沖星有更高的敏感度，經常能捕捉到FFT方法可能遺漏的目標。

對于處于雙星系統中的脈沖星，其軌道運動會產生多普勒效應，使信號周期看起來在變化。這時就需要在周期搜索中加入加速搜尋[7]技術，以避免錯過這些“行蹤不定”的目標。

有些脈沖星并不是一直有輻射，它們偶爾輻射少量亮脈沖(即“單脈沖”)，這需要使用單脈沖搜尋技術[8]才能發現它們。該技術通常是將消色散后的數據分成一個個短時間窗口，計算每個窗口內的瞬時信號強度。一旦某個窗口的信號強度超過預設的噪聲閾值，就會被標記為候選信號。隨后，通過比較不同色散量下候選信號的形狀、寬度，以及多次觀測中信號是否重現，就能區分出真正的天體信號和偶然的地面干擾。單脈沖搜尋技術不追求搜尋信號的周期性，而是直接在時域里尋找瞬時強烈的脈沖——這對捕捉快速射電瞬變源這樣的突發事件尤為關鍵。

03

脈沖星家族：多樣族群與空間分布

迄今發現的脈沖星數量近4000顆，它們并非千篇一律，而是形成了多樣化的族群，并在銀河系中呈現出特定的分布模式。要理解它們的分類，兩個基本參數至關重要：自轉周期(

P

)和周期變化率( )。自轉周期

P

是中子星“自轉一圈”所需的時間，范圍從毫秒到數十秒不等；而周期變化率 反映了脈沖星自轉速度的減慢速率，通常極其微小，卻是判斷其年齡、磁場強度和能量損失的關鍵。

天文學家常用

P

— 圖(相當于脈沖星的“家譜圖”，圖3)來劃分不同族群。在這張圖上，毫秒脈沖星、普通脈沖星、磁星、高能輻射源等各自聚集成群，形成直觀又富有物理意義的“人臉識別”，我們不僅能看出哪些脈沖星擁有相似的演化歷史，還可以預判它們未來的演化軌跡。總體上，這些脈沖星大體可根據自轉周期長短、是否有伴星、高能輻射特征、空間分布等多維度進行歸類。

圖3　脈沖星的自轉周期—周期變化率圖。黑實線表示理論預言的死亡線，灰色點線表示特征年齡，灰色虛線表示特征磁場(數據來自澳大利亞望遠鏡國家設施(ATNF)網站，宿未琦供圖)

3.1　普通脈沖星和毫秒脈沖星

最直觀的分類莫過于“普通脈沖星”與“毫秒脈沖星”。

(1)普通脈沖星：誕生于大質量恒星的超新星爆炸殘骸，誕生時自轉極速，可達數十到數百轉每秒，隨后隨著自轉能損失慢慢減速，周期通常落在幾十毫秒到幾秒之間。已發現的普通脈沖星數量大約占總數的三分之二。

(2)毫秒脈沖星：處于雙星系統中的普通脈沖星與伴星相互作用，通過吸積伴星物質獲得額外角動量，就會被加速成為毫秒脈沖星(millisecond pulsar，MSP)。這類脈沖星約占已發現總數的三分之一。由于部分毫秒脈沖星的轉速快且極為穩定，其脈沖到達地球的時間精度可達納秒級，被譽為“宇宙中的原子鐘”。它們在精密測時、探測引力波背景、檢驗相對論效應等領域發揮了無可替代的作用。

3.2　脈沖雙星

很多脈沖星并不是孤立存在的，而是處于雙星甚至多星系統中。當前，已發現約600顆脈沖星處于雙星系統中，它們的伴星類型眾多，可以是行星、恒星、白矮星、中子星等，我們將此類系統稱之為“脈沖雙星(binary pulsar)”系統。

如圖4所示，雙星相互環繞時，脈沖信號會因軌道運動而呈現多普勒偏移，并疊加引力紅移等效應，使得信號到達時間出現可預測的微小變化。首個被發現位于脈沖雙星系統中的脈沖星PSR B1913+16，其伴星也是一顆中子星[10]。其射電脈沖到達時間的納秒級精度讓科學家首次間接觀測到因引力波輻射導致的軌道衰減，提供了對愛因斯坦廣義相對論和其他替代引力理論嚴格的天文檢驗。

圖4　脈沖雙星觀測示意圖[9]。上圖是用沒有考慮軌道效應的自轉周期將各脈沖進行堆疊的相位—時間瀑布圖。由于軌道效應，各脈沖到達時間所在相位與預期相位有一些差別。下圖是校正相移后的平均脈沖輪廓

如果雙星系統中恰好兩顆都是脈沖星就構成了罕見的“雙脈沖星(double pulsar)”系統[11]——著名的PSR J0737-3039A/B（注：由于脈沖星名稱根據其所在天空的坐標來確定，通常精確到角分，但是有時候在1角分內有多顆脈沖星，會在脈沖星名稱后面加英文大寫字母表示發現的順序，如：J****+****A表示發現的第一顆脈沖星，J****+****B表示在該方向的第二顆脈沖星。J0737-3039A/B更為特殊，它們兩個處于雙星系統中，互相繞轉。），它們以僅約2.4小時的軌道周期相互繞轉。1992年，科學家們在毫秒脈沖星PSR B1257+12周圍發現的首個系外行星系統[12]，讓我們意識到脈沖星附近也可能孕育行星——盡管它們要在劇烈爆炸和高能輻射的環境下誕生，卻依舊能形成穩定軌道，揭示了行星形成過程的更多可能性。至今，脈沖星—黑洞系統仍然是天文學家夢寐以求的系統：一旦發現，能用更極端的時空環境檢驗引力理論的極限。（注：黑洞是質量更大、引力效應更強的時空極端扭曲區域，其事件視界內引力強大到光也無法逃脫。廣義相對論預言，任何物質進入事件視界后都將不可逆地墜向中心奇點。)

3.3　高能輻射脈沖星和磁星

脈沖星除了在射電波段有輻射，大量年輕中子星還輻射顯著的X射線和γ射線，統稱為“高能輻射脈沖星”。如果其表面磁場再升到1014—1015 G(比普通脈沖星高100—1000倍)，輻射能主要由磁能提供，便成為“磁星”。磁星蘊藏著巨大的磁能，其“星震”或“磁場重聯”會短暫爆發出強烈閃焰，對研究極端磁場下的等離子體物理和中子星內部結構具有獨特價值。

此外，費米大面積望遠鏡(Fermi-LAT)揭示了大量輻射MeV—GeV伽馬射線的毫秒脈沖星。通過對已知射電脈沖星進行周期折疊LAT數據，現在至少有約20%的已知MSP被探測到伽馬射線，而在普通脈沖星中只有約5%。此外，通過對LAT未知源的搜索也發現了許多新的毫秒脈沖星[13]。

3.4　旋轉射電暫現源

2006年，科學家在一次巡天數據中意外發現了一類“斷斷續續”的射電脈沖，卻在大部分時間保持靜默的天體[14]。來自同一源的脈沖具有相同的色散量，且脈沖的到達時間間隔存在一個最大公約數(量級和普通脈沖星周期相當)，該最大公約數被認為是這類源的自轉周期，這類源也稱為“旋轉射電暫現源”(rotating radio transient，RRAT)。這些短暫的閃爍背后，RRATs本質上仍是快速旋轉的中子星。它們的獨特之處在于射電輻射極不穩定，磁極方向只是偶爾“點亮”，使得地球上的望遠鏡常常只能捕捉到零星的信號。

RRATs 雖然是中子星家族中容易被忽視的一支，但是研究RRATs是理解中子星多樣性的重要環節。通過對RRATs脈沖間隔和強度的長期監測，能夠探討輻射高度或幾何的變化、磁傾角的微小改變，以及射電輻射區隨年齡或吸積狀態變化的可能性。正因如此，RRATs正在成為連接普通脈沖星、毫秒脈沖星、長周期脈沖星與高能輻射中子星之間的橋梁，為我們全面揭示中子星從誕生到衰老的全生命周期，提供了不可或缺的線索。

3.5　脈沖星的空間分布

雖然銀河系中脈沖星的空間分布尚不清楚，但人們認為它們的分布與恒星相似，即脈沖星主要集中在銀盤上，誕生于銀河系盤中大質量恒星豐沛的旋臂區域，即便超新星爆炸時把它們“踢出”了數百公里每秒的初速度，仍然有絕大多數被銀河系的引力束縛，無法長距離逃離銀盤。射電巡天觀測也表明，在距離銀心約3—5千秒差距(kpc，1 pc≈3.2616光年≈3.08568×1016 m)處的旋臂區域，脈沖星數量最為密集，而在更靠近銀心或更偏遠的盤外區域，數量則顯著減少。

在垂直于銀盤平面的方向上，普通脈沖星(轉速較慢、磁場中等)主要集中于距平面不到±0.3 kpc的“薄盤”中，還有幾十個位于麥哲倫云中；而那些在誕生時獲得更大“踢出”速度或年老的個體，則能到達±1 kpc甚至更高的高度，形成更分散的“厚盤”或進入銀暈。這種徑向與垂直雙重分布的特征，不僅反映了脈沖星與原始恒星形成區的同源性，也揭示了超新星爆發后的動力學演化，為我們理解銀河系結構和中子星運動史提供了重要線索。

在古老而致密的球狀星團中，恒星的空間密度遠高于銀河盤其他區域，而且許多原始大質量恒星早已經歷超新星爆發，留下了大量中子星，其中相當一部分表現為活躍的射電脈沖星。由于球團內部天體之間的近距離相互作用頻繁，這些中子星進一步有較高概率與周圍恒星形成雙星系統。伴隨物質轉移和潮汐作用，能讓脈沖星自轉速度加快，形成毫秒脈沖星的概率也更大。球狀星團中已發現的雙星和毫秒脈沖星比例遠高于銀河系其他區域的實際觀測結果也進一步佐證了這些理論。這種復雜的動力學演化歷史，使得球狀星團中的脈沖星群體呈現出與銀盤完全不同的年齡分布和運動特征，成為檢驗恒星演化理論的絕佳樣本庫。

04

中國天眼FAST：脈沖星研究的利器

500米口徑球面射電望遠鏡(the Five-hundred-meter Aperture Spherical Radio Telescope，FAST[15]，簡稱“中國天眼”，圖5(a))坐落于中國貴州省平塘縣大山深處的喀斯特洼地中，主反射面口徑為500米，是當前世界上口徑最大、靈敏度最高的單口徑射電望遠鏡。FAST的創新之處在于其主動反射面系統：由4450塊可動面板組成，通過上千個驅動裝置實時調整形狀，將球面轉變為拋物面，有效口徑為300米，使電磁波匯聚在焦面上可移動的饋源上(圖5(b))。這種設計使FAST能夠長時間高精度地跟蹤觀測目標天體，達到極致靈敏度[16]。

圖5 (a)FAST俯瞰圖；(b)FAST的幾何光學原理及從球面反射鏡到拋物面的變形示意圖[16]

當前，FAST使用的是L波段19波束接收機，工作頻率范圍為1000—1500 MHz，每個波束大小約為3角分，波束間距約6角分，各波束的排列位置如圖6所示。對于觀測天頂角(zenith angle，ZA)＜26.4°，系統噪聲溫度僅為20 K，FAST可以通過全照明區域跟蹤源，全增益(gain，

G

)約為16 K/Jy。外波束的孔徑效率有所降低，約為中心波束的85%。在天頂角26.4°＜ZA＜40°時，由于 有效照明區域減小，增益會降低，系統噪聲溫度也會相應變化 [17] 。

圖6 (a)FAST-L波段19波束接收機排列示意圖[17]；(b)Snapshot觀測模式下的各波束排布及觀測參數[9]。其中，編號由觀測順序和波束編號兩部分組成，如“1-01”表示第1次觀測的01波束。4次觀測分別用4種顏色標記

結合靈敏度公式(1)可知，FAST憑借其巨大的接收面積、精密的跟蹤能力以及高性能的多波束接收機，成為當前世界上用于脈沖星搜尋和觀測的最靈敏射電望遠鏡。

考慮到脈沖星研究的重大科學意義以及FAST無可比擬的優勢，“發現脈沖星，建立脈沖星計時陣，參與未來脈沖星自主導航和引力波探測”是FAST的五大科學目標之一。近五年基于FAST的五個重大優先項目中，有四個直接或間接與脈沖星研究相關，由此可見脈沖星觀測與研究在當代射電天文研究領域是非常重要的。下面將詳細介紹基于FAST的脈沖星巡天項目，以及相關重要發現和一些有趣特例的研究。

05

FAST脈沖星巡天：開啟新篇章

發現更多脈沖星一直是大型望遠鏡的主要任務之一，國際上的射電望遠鏡包括Jodrell bank76米望遠鏡、Green bank望遠鏡、Arecibo望遠鏡、以及南天的Parkes射電望遠鏡等都在脈沖星的發現上各有貢獻。首次在Parkes望遠鏡上安裝的多波束接收機[18]不僅極大地加快了巡天速度，而且可以提供更長的積分時間，從而實現前所未有的靈敏度。在FAST之前，澳大利亞國家望遠鏡設施脈沖星目錄收錄了這些望遠鏡發現的大約3000顆脈沖星[19]。

既然已經發現了許多脈沖星，是否有必要發現更多？哪些新的物理學或科學可以進一步被發現？脈沖星巡天的意義遠不止于數量累積，更在于發現對物理學有重要影響的脈沖星。例如：在Arecibo望遠鏡的多束脈沖星巡天中[20]發現一顆毫秒脈沖星處于高偏心率的軌道中[21]；使用單脈沖搜索技術在Parkes望遠鏡巡天歷史數據中發現了旋轉射電暫現源[14]以及快速射電暴(fast radio bursts，FRBs)[22]。而更多可能的、未知的脈沖星群體還有待發現：自轉周期小于1 ms的脈沖星、質量更大的脈沖星，這將限制中子星內部物質的組成；極短軌道的脈沖星雙星，甚至脈沖星—黑洞系統，這將用于研究脈沖星、黑洞的形成與演化，以及可以用于引力理論的最極端的檢驗。即使新發現的脈沖星的參數在已知脈沖星的范圍內，也可以利用更多新的遙遠脈沖星來探索銀河系盤上一個大型未探索區域的星際介質。

FAST憑借其巨大的聚光面積和靈敏接收機的優勢，極大地提升了發現更多弱、遙遠或處于雙星系統中的脈沖星的能力。根據FAST的特征和脈沖星在銀河系中的分布，FAST開展的大規模脈沖星巡天項目有兩個：銀道面脈沖星快照巡天(GPPS，已發現800顆)（注：GPPS巡天網站：http://zmtt.bao.ac.cn/GPPS/）和漂移掃描多科學目標同時巡天(CRAFTS，已發現222顆)（注：CRAFTS巡天網站：http://groups.bao.ac.cn/ism/CRAFTS/CRAFTS/）。此外，還有專門針對球狀星團的深度巡天項目(已發現62顆)（注：詳見：https://fast.bao.ac.cn/cms/article/65/）、高銀緯巡天(已發現15顆)[23]，以及對仙女座星系(M31)的HI譜線成圖與脈沖星搜尋項目。當前，FAST發現脈沖星的數量已超過1000顆，超過同期其他望遠鏡發現的總和。下面將主要以GPPS巡天項目為例，揭示FAST在脈沖星搜尋、新發現和研究已知脈沖星中的最新成果。

5.1 GPPS巡天設計

脈沖星巡天項目的設計需要綜合考慮眾多因素：發現脈沖星的概率、望遠鏡的狀態、時間分配等。由于大多數脈沖星集中在銀河的盤中(我們夜空中看到的“銀河”)，在此區域發現新脈沖星的概率也更大，GPPS巡天將范圍設定在銀道坐標系的緯度±10°范圍內。考慮到FAST的L波段19波束接收機的波束大小和波束間距，快速地將接收機移動3次到鄰近位置即可將波束間的空隙填充，因此設計了snapshot觀測模式(圖6(b))，一次該觀測模式稱之為一次覆蓋(cover)[9]。

由于FAST的全增益觀測天頂角范圍為小于26.4°，每天“銀河”經過此區域的時間僅有四五小時，而且FAST還需要分配時間給其他研究者觀測“銀河”中其他目標。因此，該巡天項目綜合考慮項目的可行性和優勢，為了在有限的時間內完成以及達到較高的搜尋靈敏度，項目設計對天空的每個點只跟蹤觀測5分鐘，因此此項目稱之為“銀道面脈沖星快照巡天”。隨著望遠鏡狀態的升級，觀測天頂角拓展到小于28.5°范圍內，需要1.8萬多次snapshot觀測模式的覆蓋才能完成一次全面的巡天[24]。

5.2 GPPS巡天中發現的脈沖星

如圖7所示，截止到2024年11月23日，該巡天項目已完成近4000次覆蓋，優先進行了內銀河方向(銀經范圍大約30°[9，24](最新數量達到800顆)（注：詳見GPPS巡天發現的脈沖星列表：http://zmtt.bao.ac.cn/GPPS/GPPSnewPSR.html），以及觀測到了所在天區內其他望遠鏡已發現的近800顆脈沖星。

圖7　銀道坐標系下FAST-GPPS巡天范圍示意圖[24]

除了一些旋轉射電暫現源的自轉周期無法通過FAST檢測到的少量幾個脈沖來確定[25](通常需要足夠數量的單脈沖才能通過它們的到達時間準確的計算出旋轉射電暫現源的自轉周期)，其他脈沖星的周期和色散量值已經很好地確定了。如圖8所示，從統計上看FAST-GPPS巡天中新發現的脈沖星比已知的脈沖星具有更大的色散量。盡管新發現的普通脈沖星的數量略少于已知脈沖星，但GPPS巡天發現的自轉周期小于100 ms的脈沖星數量是已知的兩倍，這有力證明了FAST-GPPS巡天超凡的靈敏度。

圖8 FAST-GPPS巡天中新發現脈沖星(紅點)和已知脈沖星(藍點)的自轉周期—色散分布圖[24]。其中，上方和右側子圖分別為自轉周期和色散量的柱狀分布圖

我們可以通過使用銀河系電子密度分布模型：NE2001模型[26]和YMW16模型[27]，來估計所有新發現的脈沖星的距離，并根據觀測中心頻率1250MHz下測得的流量密度得出脈沖星的光度，結果如圖9所示。FAST-GPPS巡天發現了很多極其微弱的脈沖星，最低達到μJy，在10—100 μJy的通量密度范圍內占主導地位。在積分時間較長的驗證觀測中，還發現了一些亞μJy脈沖星。考慮到脈沖星和我們之間的距離，FAST-GPPS巡天中新發現脈沖星的光度分布要比Arecibo低近一個量級。因此，FAST-GPPS巡天的結果對脈沖星光度分布的下限作出了決定性的貢獻。

圖9 FAST-GPPS巡天觀測到的脈沖星流量密度(a)和光度的分布圖(b)，并與另外兩個著名的望遠鏡Arecibo和Parkes的脈沖星巡天靈敏度曲線進行比較[24]。FAST發現的脈沖星不僅流量密度低，而且考慮距離后的光度更低

新發現的這些脈沖星中，有177顆是毫秒脈沖星。一般來說，具有自轉穩定、明亮、脈沖寬度較窄且輪廓清晰的短周期毫秒脈沖星比其他自轉不穩定、暗弱的、脈沖寬度較寬的脈沖星更容易獲得高精度的脈沖到達時間，它們就更加適合加入脈沖星計時陣列(Pulsar Timing Array，PTA)（注：脈沖星計時陣列(PTA)通過長期監測多顆毫秒脈沖星的信號到達時間，捕捉其因引力波引發的納秒級偏差，從而探測星系尺度上超大質量黑洞合并等產生的低頻引力波的觀測網絡。更高精度的脈沖到達時間能顯著地提升PTA的研究，因此所監測的脈沖星通常為自轉穩定、明亮、脈沖寬度較窄且輪廓清晰的短周期毫秒脈沖星）。此外，測量FAST-GPPS巡天及其他FAST項目發現的脈沖星和已知脈沖星輪廓的半高全寬[28]，得到毫秒脈沖星的輪廓總是比普通脈沖星相對較寬。這給了我們一個啟示：如果存在自轉周期短于1 ms的“亞毫秒脈沖星”，其脈沖輪廓可能相當寬，這對未來搜尋提出了重要參考。

FAST-GPPS巡天項目迄今已探測到約160顆脈沖雙星，占目前已知脈沖雙星系統總數(大約600顆)的近四分之一，極大地擴充了雙星的樣本。對這些系統進行長期檢測，不僅可以解算出它們的精確坐標，還可以得到它們的軌道信息，包括軌道周期和投影的半長軸等基本軌道參數[29]。值得注意的是，這里面包含了一些特殊的雙星系統：該巡天發現的第一顆脈沖星PSR J1901+0658是一個總質量為2.79

M

⊙ 的雙中子星系統 [30] ；目前軌道最短的脈沖星 [31] PSR J1953+1844(M71E ) （注： 對于星團中發現的脈沖星，也通常使用星團的名稱和英文大寫字母表示該脈沖星發現的位置和編號，例如：M71E表示在M71星團中發現的第5顆脈沖星 ） ，軌道周期僅為53分鐘；一個軌道周期僅為3.6小時的緊湊雙星系統PSR J1928+1815，其中一顆大質量伴星在約17%的軌道上遮擋了脈沖星信號。考慮到該系統的伴星具有大質量、長掩食、短軌道周期的特征，它很可能是一顆氦星，這樣的系統雖然在理論上被預言存在，但是由于氦星存在的時間很短，所以這樣的系統在銀河系內都很罕見而難以發現，該系統的發現補充和證實了脈沖雙星演化的一重要環節 [32] (圖10為該系統的掩食示意圖)。

圖10 FAST-GPPS 巡天中發現的 PSR J1928+1815 以氦星為伴星的罕見掩食雙星系統示意圖[32]

GPPS巡天中，有近百顆脈沖星是通過單脈沖搜尋技術發現的[25]，它們的輻射機制和其他脈沖星的無本質區別[25]。其中有40多個脈沖星的輻射極度不活躍，僅檢測到它們的數個脈沖而無法準 確找到其自轉周期；其他70余個脈沖星，發現了它們足夠的單脈沖從而解算出了自轉周期，而且其單脈沖行為也很豐富：有些表現為類似旋轉射電暫現源的偶爾輻射，有些表現為極端脈沖星，有些表現為偶爾輻射亮脈沖的弱脈沖星。

單脈沖搜尋技術可以用于有效地檢測長周期脈沖星，發現的最長周期達到近30 s，這類脈沖星在周期搜尋中容易受紅噪聲的影響而降低檢測效率。后續的測時觀測是揭示這類脈沖星性質的關鍵。這些長周期脈沖星是旋轉射電暫現源還是普通的脈沖星，它們有超強磁場嗎？對部分GPPS巡天發現的長周期脈沖星的測時結果已經表明，它們可以是死亡線附近的普通脈沖星[33]。此外，考慮到GPPS巡天通過單脈沖搜尋技術發現的脈沖星數量占新發現脈沖星的比例約為15%，而其他望遠鏡通過單脈沖搜尋技術發現脈沖星的比例僅有5%，這對于全面認識銀河系脈沖星的分布、輻射特性和演化至關重要。

與其他望遠鏡發現的脈沖星類似，新發現的這些脈沖星中同樣存在著大量具有豐富的單脈沖行為的樣本，包括子脈沖漂移[34]、消零[35]、模式變換[36]等。這些現象雖然在脈沖星發現初期就已經被研究者們注意到，但是一直缺少高靈敏度的觀測。而GPPS巡天中觀測大量已知脈沖星的高質量數據提供了對這些現象進行精細揭示的機會，比如對部分已知脈沖星觀測發現，它們的平均脈沖輪廓在整個自轉相位上都有信號(盡管部分相位信號較弱)，表明它們是“全相位”輻射的[28]；更有趣的是，如圖11所示，FAST的高靈敏度觀測數據甚至揭示了脈沖星輻射中一個新族群——矮脈沖[37，38]，這與巨脈沖形成鮮明對比。

圖11 FAST以超高的靈敏度解構脈沖星B2111+46每個周期的輻射 (a)觀測的第225—255號單脈沖；(b—d)選取的3個單脈沖偏振輪廓和偏振位置角(PA)，其中第237號脈沖是一個特別的矮脈沖[37]。單脈沖的總強度(

)、線偏振(

L

)、圓偏振(

V

)輪廓和偏振位置角是描繪和研究脈沖星輻射的重要參數

新發現的這些脈沖星相比其他望遠鏡發現的更遠，色散值總體上更大，部分甚至已經超出了銀河系電子分布模型的估計。而且利用FAST高靈敏度觀測的數據，得到這些新發現的脈沖星(包括旋轉射電暫現源)的偏振測量，可以獲得它們的法拉第旋轉量。與色散量一起，可以更好地揭示銀河系結構和磁場的細節[39]。

06

總結與展望

經過多年的射電脈沖星巡天和研究，我們對銀河系中的中子星族群的形成、演化及其物理機制已有了系統而深入的認識。脈沖星作為精密計時器和極端物理實驗室，不僅在中子星內部結構、強磁場等基礎物理研究中扮演著不可或缺的探針角色，也為引力波探測、星際介質分布及銀河系結構研究提供了豐富的數據支撐。射電脈沖星巡天則是獲取這一切科學成果的基石：系統化的全頻帶、多模式觀測，不斷擴充了脈沖星樣本，揭示了普通脈沖星、毫秒脈沖星、脈沖雙星、旋轉射電暫現源等多樣化族群的分布特征和演化聯系。

中國天眼FAST，憑借其500米口徑的卓越聚光能力、超高靈敏度的L波段19波束接收系統以及靈活的觀測模式，極大地提升了脈沖星搜尋、高靈敏度觀測研究和精準測時的能力，開啟了脈沖星搜尋和研究的新紀元。FAST通過多種觀測模式發現了超過1000顆脈沖星，拓寬了我們對低光度、長周期、高色散量脈沖星的觀測視野，還在捕獲稀有極端系統方面展現出前所未有的優勢。特別是GPPS巡天項目在短時間內系統覆蓋銀河系脈沖星富集區域，結合周期搜尋與單脈沖搜尋技術發現了800顆脈沖星，其中包括大量毫秒脈沖星、脈沖雙星系統和旋轉射電暫現源，這些特殊樣本的比例遠超過了其他望遠鏡的發現。該巡天獲得的高質量脈沖偏振輪廓和頻譜，可以作為脈沖星天體物理學的基礎數據庫，如探索輻射過程、輻射區域和輻射機制。這些新發現和高質量數據，不僅豐富了脈沖星族群圖譜，為脈沖星計時陣列和低頻引力波探測奠定了重要基礎，也通過精確的色散量、法拉第旋轉量測量為銀河系電子密度和磁場結構研究提供了關鍵數據。

未來，FAST的脈沖星研究或可沿著以下方向縱深推進：向銀暈、鄰近星系延伸，探索脈沖星在星系演化中的整體角色，研究近鄰星系際介質的分布；發展多頻段協同觀測，結合X射線與γ射線數據，揭示脈沖星全電磁輻射特性；對致密雙中子星系統開展長期測時，搜尋可能的脈沖星—黑洞系統、亞毫秒脈沖星，對引力理論和物態進行更高精度的檢驗；對已知脈沖星進行高質量、精細研究，解析旋轉射電暫現源、長周期脈沖星與普通脈沖星輻射機制的聯系，探索磁層活動與中子星衰老的過程；開發新的人工智能驅動的數據處理算法，提升海量數據的處理效率，發現特殊的輻射或未知的系統。

總之，FAST已開啟了脈沖星天文學的新紀元，其巡天過程中的發現和對已知脈沖星的高靈敏度觀測的成果只是冰山一角。未來，隨著觀測向更深、更廣的空間拓展，我們期待FAST為脈沖星族群譜系、極端物理環境及宇宙大尺度結構研究貢獻更多前沿發現，為基礎物理學與天文學交叉創新提供堅實的數據支持和理論啟示。

致 謝文章涉及的工作能順利開展離不開多方面的支持，謹此致以最誠摯的謝意：深切緬懷并感謝以南仁東先生為代表的老一輩科學家，他們為FAST的建設奠定了不朽的基石。感謝FAST運行中心全體同仁為望遠鏡高效、穩定運行所付出的辛勤努力。感謝FAST科學委員會對GPPS巡天項目的認可與支持。我們由衷感謝GPPS合作組各位成員的緊密協作與專業貢獻，大家的共同努力是該項目在脈沖星發現和研究領域取得顯著進展的關鍵。本研究及團隊成員的工作得到了國家自然科學基金委員會、中國科學院、科技部、國家天文臺相關項目/基金的資助，特此致謝。作者在撰寫和修改本文章過程中，還收到自中國科學院國家天文臺的景威聰、宿未琦、楊宗霖、顏一、云南大學的馬大玲、周連程和西藏大學的高斯諾及GPPS合作組的其他成員等對本文章提供的各種素材和修改建議，在此特別感謝。

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